La Recherche des Pulsars avec Virgo

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La Recherche des Pulsars avec Virgo

• Tania Régimbau
• VIRGO/ARTEMIS

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Evolution de la Sensibilité de Virgo
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Comparaison avec LIGO
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Sources dOndes Gravitationnelles

• Sources périodiques (pulsars)
• Sources impulsionnelles (supernovae)
• Coalescence de binaires denses (DNS, DBH)
• Fond stochastique (cosmologique, astrophysique)

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Génération dOndes Gravitationnelles par les
Etoiles à Neutrons
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Emission triaxiale - Signal
Composantes de polarisation de
londe Effet Doppler dû au mouvement
orbital autour du Soleil et à la rotation de la
Terre
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Emission triaxiale Sensibilité
Valeurs supérieures en négligeant lémission
électromagnétique
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Emission triaxiale - Détection

• recherche aveugle (espace de Fourier)
• - cohérente sensibilité optimale
• dans une région limitée de lespace des
  paramètres (centre galactique/Gould Belt,
  paramètres de rotation des pulsars jeunes)
• sur un faible échantillon de données
• - semi-cohérente (transformées de
  Radon/Hough) sensibilité sous-optimale/temps de
  calculs optimisés
• recherche dirigée des pulsars connus (domaine
  temporel, filtre adapté)
• - cibles privilegiées pulsars jeunes
  (rapides/ellipticité grande) et proches
• - observations radio distance, coordonnées
  célestes, fréquence et dérivées, glitches?
• paramètres du filtre

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Emission tri-axiale Premiers Résultats
LIGO S2, recherche dirigée pour 28 pulsars isolés
(gr-qc/0410007)
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Modes dOscillations

• Fluide
• G mode de gravité (polaire)
• P mode de pression (polaire)
• F mode fondamental de surface (polaire)
• R mode de rotation (axial)
• Espace temps
• W(aves) (polaireaxial)

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Astéroséismologie
La fréquence et le temps de relaxation dépendent
seulement de la masse et du rayon et déterminent
de façon unique léquation détat (EOS)
Andersson-Kokkotas (1996-98)
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Sensibilité des modes F et W

• signal sinusoïde amortie
• filtre adapté à 2 paramètres masse et rayon
• recherche en coïncidence avec lobservation de
  glitches en radioastronomie

Sathyaprakash, LSC meeting, March 2004
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Catalogue des pulsars avec glitches
PSRJ Period (s) dP/dt D(kpc) association
N glitches 1 J0835-4510 0.08933 1.25008E-13
0.29 SNRVela 14 2 J1740-3015 0.60667 4.65
87E-13 3.28 14 3 J1341-6220 0.19334 2
.53107E-13 8.55 SNRG308.8-0.1
12 4 J05342200 0.03309 4.22765E-13 2
SNRCrab 11 5 J1801-2304 0.4158 1.12882E-1
3 13.49 SNRW28(?) 6 6 J1048-5832 0.123
67 9.6319E-14 2.98
3 7 J1644-4559 0.45506 2.00902E-14 5.3
3 8 J1803-2137 0.13362 1.34105E-13
3.94 SNRG8.7-0.1(?) 3 9 J1825-0935 0.76898
5.22853E-14 1 3 10 J21161414 0.440
15 2.89263E-16 4.43
3 11 J03585413 0.15638 4.39686E-15
2.07 2 12 J1105-6107 0.06319 1.58266E
-14 7.07 2 13 J1721-3532 0.28042 2.5
1862E-14 6.36
2 14 J1731-4744 0.82983 1.63626E-13 4.98
2 15 J1755-2521 1.17597 9.01928E-14
4.12 2 16 J1801-2451 0.12492 1.27906E-1
3 4.61 2 18 J1910-0309 0.5046 2.1873
4E-15 10.25 2
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Conclusions

• Emission triaxiale
• La sensibilité des interféromètres terrestres
  permet déjà de fixer des contraintes
  intéressantes sur lamplitude gravitationnelle et
  lellipticité
• Dans le cadre de la recherche dirigée, nous avons
  besoin des observations radios pour suivre de
  façon précise lévolution de la période et la
  position de la source (pulsars jeunes rapides et
  proches)
• Modes doscillation
• Constituent un moyen unique de sonder lEOS des
  étoiles à neutrons.
• Nous avons besoin des observations radios pour
  déterminer linstant démission (en coïncidence
  avec les glitches) et confirmer une éventuelle
  détection.